طرواده مشتريه

حصنة طرواده للمشتري ، اللى تسمى فى العاده كويكبات طروادة أو ببساطة أحصنة طروادة ، هيا مجموعة كبيرة من الكويكبات اللى تشترك فى مدار كوكب المشترى حول الشمس . بالنسبة لكوكب المشتري، يدور كل طروادة حول واحده من نقاط لاغرانج المستقرة لكوكب المشترى : إما L ، الموجودة بمقدار 60 درجة قدام الكوكب فى مداره، أو L ، خلفه بمقدار 60 درجة. يتم توزيع أحصنة طروادة المشترى فى منطقتين ممدودتين ومنحنيتين حول نقاط لاغرانج دى بمتوسط محور شبه رئيسى حوالى 5.2 الاتحاد الأفريقى . تم اكتشاف أول حصان طروادة لكوكب المشتري، 588 أخيل ، سنة 1906 على ايد عالم الفلك الألمانى ماكس وولف . اتلقا على اكتر من 9800 حصان طروادة للمشترى As of مايو 2021^[update][[تصنيف:Articles containing potentially dated statements from غلط تعبيري: عامل < مش متوقع]] . حسب التقليد، تم تسمية كل منهم من الأساطير اليونانية على اسم شخصية من حرب طروادة ، ومن هنا جه اسم "طروادة". إجمالى عدد أحصنة طروادة لكوكب المشترى اكبر من 1 ويُعتقد أن قطرها حوالى 1 million كيلومتر، و هو يسوا تقريب عدد الكويكبات الاكبر من 1 كم فى حزام الكويكبات .^[1] زى كويكبات الحزام الرئيسي، تشكل أحصنة طروادة المشترى عائلات .

أظهر الكتير من أحصنة طروادة للمشترى لأدوات الرصد كأجسام داكنة اللى ليها الأطياف ضاربة لالحمرة، عديمة الملامح. لم يتم الحصول على أى دليل قاطع على وجود الماء، أو أى مركب محدد آخر على سطحها، لكن يُعتقد أنها مغلفة بـ ثولين، هيا بوليمرات عضوية تشكلت بواسطة إشعاع الشمس.^[2] تختلف كثافات أحصنة طروادة على كوكب المشترى (كما تم قياسها من فى دراسة ثنائيات أو منحنيات ضوئية دورانية) من 0.8 ل2.5 g·cm⁻³.^[3] يُعتقد أن أحصنة طروادة المشترى قد تم التقاطها فى مداراتها فى المراحل الأولى من تكوين النظام الشمسى أو بعد كده بقليل، فى هجرة من الكواكب العملاقة.^[3]

يشير مصطلح "كويكب طروادة" للكويكبات اللى تدور فى مدار مشترك مع كوكب المشتري، لكن المصطلح العام " طروادة " يتم تطبيقه ساعات بشكل عام على أجسام صغيرة تانيه فى النظام الشمسى ليها علاقات مماثلة مع الأجسام الاكبر: أحصنة طروادة المريخ ، و أحصنة طروادة نبتون ، و أحصنة طروادة أورانوس ومعروف وجود أحصنة طروادة الأرضية .^[4]^[5]^[6] فى العاده ما يُفهم مصطلح "كويكب طروادة" على أنه يعنى على وجه التحديد أحصنة طروادة للمشترى لأنه تم اكتشاف أول أحصنة طروادة قرب مدار المشتري، ولدى المشترى الايام دى أشهر أحصنة طروادة.

سنة 1772، عالم الرياضيات الإيطالى المولد جوزيف لويس لاغرانج ، اتنبأ وقت دراسته لمسألة الأجسام التلاته المقيدة ، ان جسم صغير يتقاسم مدار مع كوكب و لكن بزاوية 60 درجة قدامه أو خلفه، هايكون محاصر قرب النقط دى . هايتحرر الجسم المحاصر ببطء حول نقطة التوازن فى مدار الشرغوف أو حدوة الحصان . تسمى دى النقاط البادئة واللى بعد كده بنقاط L و L Lagrange . ^[8] تمت ملاحظة الكويكبات الأولى المحاصرة فى نقاط لاغرانج بعد اكتر من قرن من فرضية لاغرانج. و كان المرتبطين بكوكب المشترى هم أول من تم اكتشافهم.

قام إى إى بارنارد بأول ملاحظة مسجلة لحصان طروادة، (12126) 1999 RM₁₁ (الذى تم تحديده باسم A904 RD ساعتها )، سنة 1904، لكنه لم يقدر هو أو غيره أهميته ساعتها .^[9] يعتقد بارنارد أنه رأى القمر الصناعى زحل المكتشف مؤخر فيبى ، اللى كان على بعد دقيقتين قوسية بس فى السماء ساعتها ، أو ممكن كويكب . ولم يتم فهم هوية الجسم لحد تم حساب مداره سنة 1999.^[9]

حدث أول اكتشاف مقبول لطروادة فى فبراير 1906، لما اكتشف عالم الفلك ماكس وولف من مرصد هايدلبرغ-كونيغستوهل الحكومى كويكب عند نقطة L Lagrangian فى نظام الشمس والمشترى ، اللى سمى بعدين بـ 588 Achilles . فى 1906-1907، اكتشف زميله الفلكى الألمانى أوغست كوبف ( 624 هيكتور و 617 باتروكلوس ) اثنين تانيين من طروادة المشتري. ينتمى هيكتور، زى أخيل، لسرب L ("قدام" الكوكب فى مداره)، فى حين كان باتروكلوس أول كويكب معروف بوجوده عند نقطة L لاغرانج ("خلف" الكوكب). بحلول سنة 1938، تم اكتشاف 11 حصان طروادة للمشتري. ولم يرتفع ده العدد ل14 إلا سنة 1961. ومع تحسن الأدوات، زاد معدل الاكتشافات بسرعة: و يناير 2000، تم اكتشاف ما مجموعه 257؛ و مايو 2003، ارتفع العدد ل1600. As of اكتوبر 2018^[update][[تصنيف:Articles containing potentially dated statements from غلط تعبيري: عامل < مش متوقع]] هناك 4,601 حصان طروادة معروف لكوكب المشترى عند L و 2,439 عند L .

عادة تسمية كل الكويكبات فى نقاط L و L لكوكب المشترى بأسماء أبطال حرب طروادة المشهورين اقترحها يوهان باليسا من ڤيينا ، اللى كان أول من قام بحساب مداراتها بدقة.

تتم تسمية الكويكبات الموجودة فى المدار الرئيسى ( L ) بأسماء أبطال يونانيين ("العقدة أو المعسكر اليوناني" أو "مجموعة أخيل ")، أما الكويكبات الموجودة فى المدار الخلفى ( L ) فتسمى بأسماء أبطال طروادة ("طروادة"). العقدة أو المعسكر"). تمت تسمية الكويكبات 617 باتروكلس و 624 هيكتور قبل وضع حكم اليونان/طروادة،و ده اتسبب فى ظهور "جاسوس يوناني"، باتروكلوس ، فى عقدة طروادة و"جاسوس طروادة"، هيكتور ، فى العقدة اليونانية.^[10]

تعتمد تقديرات العدد الإجمالى لأحصنة طروادة لكوكب المشترى على مسوحات عميقة لمناطق محدودة من السماء. يُعتقد أن سرب L يضم ما بين 160.000 و 240.000 كويكب بأقطار اكبر من 2. كم وحوالى 600000 بأقطار اكبر من 1 كم. إذا كان سرب L فيه عدد مماثل من الكائنات، فهناك اكتر من 1 million حصان طروادة للمشترى 1 كم فى الحجم أو اكبر. بالنسبة للأجسام الاكتر سطوع من القدر المطلق 9.0، فمن المحتمل أن يكون عدد سكانها مكتمل. تشبه دى الأرقام أرقام الكويكبات المماثلة فى حزام الكويكبات. تقدر الكتلة الإجمالية لأحصنة طروادة للمشترى بـ 0.0001 من كتلة الأرض أو خمس كتلة حزام الكويكبات.

تشير دراستان حديثتان علشان الأرقام المذكورة أعلاه قد تبالغ فى تقدير عدد أحصنة طروادة لكوكب المشترى بعدة أضعاف. تعود دى المبالغة فى التقدير ل(1) افتراض أن كل أحصنة طروادة للمشترى عندها بياض منخفض يوصل لحوالى 0.04، الأجسام الصغيرة ممكن يكون ليها بياض متوسط يوصل ل0.12؛ (2) افتراض مش صحيح حول توزع أحصنة طروادة لكوكب المشترى فى السماء. ووفقا للتقديرات الجديدة، العدد الإجمالى لأحصنة طروادة المشترى اللى قطرها اكبر من 2 كم هو 6,300 ± 1,000 و 3,400 ± 500 فى سربين L4 وL5، على التوالي. سيتم تخفيض دى الأرقام بعامل 2 إذا كانت أحصنة طروادة الصغيرة للمشترى اكتر انعكاس من تلك الكبيرة.

عدد أحصنة طروادة المشترى اللى لوحظت فى سرب L اكبر قليل من العدد اللى لوحظ فى L . علشان ألمع أحصنة طروادة على كوكب المشترى تظهر اختلاف طفيف فى الأعداد بين المجموعتين، فمن المحتمل أن يكون ده التباين بسبب التحيز الرصدي. تشير بعض النماذج علشان سرب L ممكن يكون اكتر استقرار قليل من سرب L .

اكبر طروادة للمشترى هو 624 هيكتور ، ومتوسط قطره 203. ± 3.6 كم. هناك عدد قليل من أحصنة طروادة الكبيرة لكوكب المشترى مقارنة بإجمالى عدد السكان. مع تناقص الحجم، يزداد عدد أحصنة طروادة لكوكب المشترى بسرعة كبيرة ليوصل ل84 كيلومترا، اكتر بكثيرو ده كانت عليه فى حزام الكويكبات. قطر 84 كم يتوافق مع القدر المطلق 9.5، بافتراض البياض 0.04. ضمن 4.4-40 كيلومتر، يشبه توزيع حجم كويكبات طروادة على كوكب المشترى توزيع الكويكبات الموجودة فى الحزام الرئيسي. لا شيء معروف عن كتل أحصنة طروادة الأصغر حجم لكوكب المشتري. يشير توزيع الحجم علشان أحصنة طروادة الأصغر حجم ممكن تكون نتاج اصطدامات بواسطة أحصنة طروادة الاكبر حجم على كوكب المشتري. قالب:JPL SBDB Jupiter Trojans

تمتلك أحصنة طروادة للمشترى مدارات يتراوح نصف قطرها بين 5.05 و 5.35 AU (متوسط المحور شبه الرئيسى هو 5.2 ± 0.15 AU)، ويتم توزيعها فى كل اماكن المناطق الممدودة والمنحنية حول نقطتى لاغرانج؛ يمتد كل سرب لحوالى 26 درجة على طول مدار كوكب المشتري، ميسوا مسافة إجمالية تبلغ حوالى 2.5 الاتحاد الأفريقي. عرض الأسراب يساوى بالتقريب نصف قطر هيل ، اللى يوصل فى حالة المشترى لحوالى 0.6 الاتحاد الأفريقي. الكتير من أحصنة طروادة للمشترى عندها ميول مدارية كبيرة مقارنة بالمستوى المدارى لكوكب المشتري، توصل ل40 درجة.

لا تحافظ أحصنة طروادة على كوكب المشترى على انفصال ثابت عن كوكب المشتري. إنهم يتحررون ببطء حول نقاط التوازن الخاصة بهم، ويتحركون بشكل دورى قرب كوكب المشترى أو بعيد عنه. تتبع أحصنة طروادة المشترى عموم مسارات تسمى مدارات الشرغوف حول نقاط لاغرانج؛ متوسط فترة تحريرهم حوالى 150 سنة. يتراوح اتساع الميسان (على طول مدار المشتري) من 0.6 درجة ل88 درجة، بمتوسط حوالى 33 درجة. تظهر عمليات المحاكاة أن طروادة المشترى ممكن أن تتبع مسارات اكتر تعقيدًا عند الانتقال من نقطة لاغرانج لتانيه - وتسمى دى المدارات بمدارات حدوة الحصان (دلوقتى مافيش طروادة للمشترى معروفة بمثل ده المدار، رغم أن أحدها معروف لنبتون ).

العائلات الديناميكية والثنائيات

يعد تمييز العائلات الديناميكية ضمن مجموعة طروادة المشترى اكتر صعوبةو ده هو عليه فى حزام الكويكبات، علشان حصان طروادة المشترى محصور ضمن نطاق أضيق بكثير من المواقع المحتملة. وده يعنى أن المجموعات تميل لالتداخل والاندماج مع السرب الكلي. و سنة 2003، تم تحديد يقارب من اثنتى عشرة عيلة ديناميكية. عائلات كوكب المشتري-طروادة أصغر بكثير من العائلات الموجودة فى حزام الكويكبات؛ اكبر عيلة تم تحديدها هيا مجموعة مينيلوس، وتتكون من 8 أفراد بس.

سنة 2001، كان 617 باتروكلس أول طروادة لكوكب المشترى يتم تحديدها على أنها كويكب ثنائى .^[11] المدار الثنائى قريب اوى عند 650 كم، مقابل 35.000 كم لمنطقة هيل الابتدائية. من المحتمل أن يكون اكبر حصان طروادة للمشترى - 624 هيكتور - ثنائى اتصال مع قمر صغير.^[12]

أحصنة طروادة للمشترى هيا أجسام داكنة اللى ليها شكل مش منتظم. تتراوح نسبة البياض الهندسى عموم بين 3 و 10%. متوسط القيمة هو 0.056 ± 0.003 للأشياء الاكبر من 57 كم، و 0.121 ± 0.003 (نطاق R) للى هما أصغر من 25 سنه كم. يتمتع الكويكب 4709 Ennomos بأعلى بياض (0.18) بين كل أحصنة طروادة المشترى المعروفة. لا يُعرف اللا القليل عن كتل أحصنة طروادة أو تركيبها الكيميائى أو دورانها أو غيرها من الخصائص الفيزيائية لكوكب المشتري.

دوران

الخصائص الدورانية لأحصنة طروادة لكوكب المشترى مش معروفة كويس . ادا تحليل منحنيات الضوء الدورانية لـ 72 كوكب من طروادة كوكب المشترى متوسط فترة دوران تبلغ حوالى 11.2 ساعة، فى حين بلغ متوسط فترة العينة الضابطة للكويكبات فى حزام الكويكبات 10.6 ساعات. يظهر ان توزيع فترات دوران كوكب المشترى طروادة متقارب كويس بواسطة دالة ماكسويل ، ^{[Note 1]} فى الوقت نفسه وجد أن توزيع كويكبات الحزام الرئيسى مش ماكسويل، مع وجود عجز فى الفترات فى النطاق 8-10. ساعات. قد يشير توزيع ماكسويل لفترات دوران كوكب المشترى طروادة لأنها خضعت لتطور تصادمى أقوى مقارنة بحزام الكويكبات.

سنة 2008، قام فريق من كلية كالفن بفحص منحنيات الضوء لعينة متحيزة مكونة من عشرة كويكبات طروادة للمشتري، ولقو فترة دوران متوسطة تبلغ 18.9 ساعة. و كانت دى القيمة أعلى بكثير من تلك الخاصة بكويكبات الحزام الرئيسى اللى ليها الحجم المماثل (11.5 ساعة). قد يعنى الاختلاف أن كويكبات طروادة المشترى تمتلك متوسط كثافة أقل،و ده قد يعنى أنها تشكلت فى حزام كويبر (انظر أدناه).^[13]

مكونات

من الناحية الطيفية ، أحصنة طروادة المشترى هيا فى الغالب كويكبات من النوع D ، اللى تسود فى المناطق الخارجية لحزام الكويكبات. يتم تصنيف عدد صغير منها على أنها كويكبات من النوع P أو C. أطيافها حمراء (بمعنى أنها تعكس المزيد من الضوء عند أطوال موجية أطول) أو محايدة وعديمة الملامح. لم يتم الحصول على أى دليل قاطع على وجود الماء أو المواد العضوية أو المركبات الكيميائية التانيه As of 2007^[update] . يحتوى Ennomos 4709 على بياض أعلى قليل من متوسط كوكب المشتري-طروادة،و ده قد يشير لوجود جليد الماء. أظهرت بعض كويكبات طروادة المشترى التانيه، زى 911 أجاممنون و 617 باتروكلس ، امتصاص ضعيف اوى عند 1.7 و 2.3. ميكرومتر،و ده قد يشير لوجود مواد عضوية.^[14] تتشابه أطياف طروادة المشترى مع أطياف أقمار المشترى مش المنتظمة ، و لحد ما، نوى المذنبات ، رغم اختلاف أطياف طروادة المشترى كتير عن أجسام حزام كويبر الاكتر احمرار. ممكن مدورة طيف كوكب المشترى طروادة مع خليط من جليد الماء، وكمية كبيرة من المواد الغنية بالكربون ( الفحم )، ويمكن السيليكات الغنية بالمغنيسيوم . يظهر ان تكوين مجموعة طروادة كوكب المشترى موحد بشكل ملحوظ، مع وجود تمييز بسيط أو معدوم بين السربين.^[15]

أعلن فريق من مرصد كيك فى هاواى سنة 2006 أنه قام بقياس كثافة كوكب المشترى الثنائى طروادة 617 باتروكلس على أنها أقل من كثافة الماء المتجمد (0.8) g/cm ³ )،و ده يشير علشان ده الزوج، ويمكن الكتير من أجسام طروادة التانيه، يشبه لحد كبير المذنبات أو أجسام حزام كويبر فى تكوينه - جليد الماء مع طبقة من الغبار - اكتر من تشابهه مع كويكبات الحزام الرئيسي. فى مواجهة دى الحجة، تم تحديد كثافة هيكتور من فى منحنى الضوء الدورانى (2.480 جم/سم ³ ) أعلى بكثير من 617 باتروكلوس. يشير ده الاختلاف فى الكثافات علشان الكثافة قد لا تكون مؤشر كويس على أصل الكويكب.

نظريتين رئيسيتين لشرح تكوين وتطور أحصنة طروادة لكوكب المشتري. الاولانى يشير علشان أحصنة طروادة للمشترى تشكلت فى نفس الجزء من النظام الشمسى زى كوكب المشترى ودخلت مداراتها وقت تشكلها. تضمنت المرحلة الأخيرة من تكوين المشترى نمو جامح لكتلته من فى تراكم كميات كبيرة من الهيدروجين والهيليوم من قرص الكواكب الأولية ؛ وفى ده النمو، اللى استمر حوالى 10.000 عام بس، زادت كتلة المشترى بمقدار عشرة أضعاف. تم اكتشاف الكواكب الصغيرة اللى ليها نفس مدارات كوكب المشترى بالتقريب بسبب الجاذبية المتزايدة للكوكب. كانت آلية الالتقاط فعالة للغاية، تم محاصرة حوالى 50% من كل الكواكب المصغرة المتبقية. تحتوى دى الفرضية على مشكلتين رئيسيتين: عدد الأجسام المحاصرة يتجاوز عدد سكان طروادة المشترى المرصود بأربع مراتب ، وكويكبات طروادة المشترى دلوقتى ليها ميول مدارية اكبرو ده تنبأ به نموذج الالتقاط. تظهر محاكاة ده السيناريو أن زى النوع ده من التشكيل من شأنه كمان أن يمنع إنشاء أحصنة طروادة مماثلة لزحل ، و تم إثبات ذلك من فى الملاحظة: لحد دلوقتى لم ى اتلقا على أى أحصنة طروادة قرب زحل.^[16] فى نسخة مختلفة من دى النظرية، يلتقط المشترى أحصنة طروادة وقت نموه الأولى بعدين يهاجر مع استمراره فى النمو. وقت هجرة المشتري، تتشوه مدارات الأجسام الموجودة فى مدارات حدوة الحصانو ده يسبب لانشغال الجانب L4 من دى المدارات بشكل زائد. ونتيجة لذلك، يتم احتجاز فائض من أحصنة طروادة على الجانب L4 لما تتحول مدارات حدوة الحصان لمدارات الشرغوف مع نمو كوكب المشتري. يترك ده النموذج كمان عدد سكان طروادة المشترى اكبر من اللازم بمقدار 3-4 مرات.^[17]

تقترح النظرية التانيه أن أحصنة طروادة لكوكب المشترى قد اتتاخدت وقت هجرة الكواكب العملاقة الموصوفة فى النموذج الجميل . فى النموذج الجميل، بقت مدارات الكواكب العملاقة مش مستقرة بعد 500–600 million سنة من تكوين النظام الشمسى لما عبر كوكب المشترى وزحل رنين متوسط الحركة بنسبة 1:2. وصلت المواجهات بين الكواكب لتشتت أورانوس ونبتون لالخارج فى حزام كويبر البدائي،و ده اتسبب فى تعطيله و إلقاء ملايين الأجسام لالداخل. لما كان المشترى وزحل قريبين من رنينهما 1:2، بقت مدارات طروادة المشترى الموجودة مسبق مش مستقرة فى رنين ثانوى مع المشترى وزحل. حدث ده لما كانت فترة ميسان أحصنة طروادة حول نقطة لاغرانج الخاصة بهم تبلغ نسبة 3:1 لالفترة اللى يدور فيها الموضع اللى يمر فيه كوكب المشترى بكوكب زحل بالنسبة لالحضيض الشمسي. كانت دى العملية كمان قابلة للعكس،و ده سمح لجزء من الأجسام الكتيرة المنتشرة لالداخل بواسطة أورانوس ونبتون بدخول دى المنطقة والتقاطها مع انفصال مدارى كوكب المشترى وزحل. كان عند أحصنة طروادة الجديدة مجموعة واسعة من الميول، نتيجة مواجهات متعددة مع الكواكب العملاقة قبل الاستيلاء عليها.^[18] ممكن أن تحدث دى العملية كمان بعدين لما يتقاطع كوكب المشترى وزحل مع أصداء أضعف.^[19]

فى نسخة منقحة من نموذج نيس، تم التقاط أحصنة طروادة للمشترى لما يواجه المشترى عملاق جليدى وقت عدم الاستقرار. فى ده الإصدار من نموذج نيس، يتناثر واحد من عمالقة الجليد (أورانوس، أو نبتون، أو كوكب خامس مفقود) لالداخل فى مدار يعبر كوكب المشتري، ويتناثر لالخارج بواسطة كوكب المشترىو ده يتسبب فى فصل مدارى المشترى وزحل بسرعة. لما يقفز المحور شبه الرئيسى لكوكب المشترى فى دى اللقاءات، ممكن لأحصنة طروادة الموجودة فى كوكب المشترى الهروب ويتم التقاط كائنات جديدة اللى ليها محاور شبه رئيسية مشابهة للمحور شبه الرئيسى الجديد لكوكب المشتري. بعد مواجهته الأخيرة، يستطيع العملاق الجليدى المرور عبر واحده من نقاط الميسان و إحداث اضطراب فى مداراته، تارك نقطة الميسان دى مستنفدة بالنسبة لالتانيه. بعد انتهاء اللقاءات، يتم فقدان بعض من أحصنة طروادة للمشترى دى ويتم التقاط البعض التانى لما يكون المشترى وزحل قريبين من رنين الحركة المتوسطة الضعيفة زى الرنين 3:7 عبر آلية نموذج نيس الأصلي.^[19]

مستقبل أحصنة طروادة لكوكب المشترى على المدى الطويل مفتوح للتساؤل، علشان الأصداء الضعيفة المتعددة مع كوكب المشترى و زحل تخلليهم يتصرفو بشكل فوضوى مع مرور الوقت. التحطيم الاصطدامى يسبب استنفاد عدد سكان طروادة كوكب المشترى ببطء يتم إخراج الأجزاء. ممكن أن تصبح أحصنة طروادة المشترى المقذوفة أقمار صناعية مؤقتة لكوكب المشترى أو مذنبات عيلة المشترى . تُظهر عمليات المحاكاة أن مدارات ما يوصل ل17% من أحصنة طروادة لكوكب المشترى مش مستقرة مع عمر النظام الشمسي.^[20] ليفيسون و ناس تانيه . نعتقد أن يقارب من 200 حصان طروادة من كوكب المشترى طردت اكبر من 1 ممكن يكون قطرها كيلومتر واحد فى النظام الشمسي، مع احتمال وجود عدد قليل منها فى مدارات عابرة للأرض.^[21] قد تصبح بعض أحصنة طروادة المشترى الهاربة مذنبات من عيلة المشترى لما تقترب من الشمس ويبدأ الجليد السطحى بالتبخر.^[21]

فى 4 يناير 2017، أعلنت ناسا أنه تم اختيار لوسي كواحدة من المهمتين التاليتين لبرنامج الاستكشاف . اتعيين لوسي لاستكشاف سبعة ^[22] أحصنة طروادة للمشتري. تم إطلاقه فى 16 اكتوبر 2021، وسيوصل لسحابة طروادة L سنة 2027 بعد مساعدتين من الجاذبية الأرضية وتحليق قرب حزام الكويكبات الرئيسي. ستعود بعد كده لالمنطقة المجاورة للأرض للحصول على مساعدة تانيه من الجاذبية لنقلها لسحابة طروادة L5 الخاصة بالمشترى ستزور 617 باتروكلوس .

[1]
Tedesco, E. F.; Desert, F.-X. (2002). "The Infrared Space Observatory Deep Asteroid Search". The Astronomical Journal. 123 (4): 2070–2082. Bibcode:2002AJ....123.2070T. doi:10.1086/339482.
[2]
[3]
[4]
Sheppard, S. S.; C. A. Trujillo (28 July 2006). "A thick cloud of Neptune Trojans and their colors" (PDF). Science. 313 (5786). New York: 511–514. Bibcode:2006Sci...313..511S. doi:10.1126/science.1127173. OCLC 110021198. PMID 16778021. Archived from the original (PDF) on 12 April 2020.
[5]
"NASA's WISE Mission Finds First Trojan Asteroid Sharing Earth's Orbit 27 July 2011". Archived from the original on 2 May 2017. Retrieved 29 July 2011.
[6]
Connors, Martin; Wiegert, Paul; Veillet, Christian (28 July 2011). "Earth's Trojan asteroid". Nature. 475 (7357): 481–483. Bibcode:2011Natur.475..481C. doi:10.1038/nature10233. PMID 21796207.
[7]
[8]
The three other points—L₁, L₂ and L₃—are unstable.^[7]
[9]
Brian G. Marsden (1 October 1999). "The Earliest Observation of a Trojan". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA). Archived from the original on 14 November 2008. Retrieved 20 January 2009.
[10]
"Trojan Asteroids". Cosmos. Swinburne University of Technology. Archived from the original on 23 June 2017. Retrieved 13 June 2017.
[11]
Merline, W. J. (2001). "IAUC 7741: 2001fc; S/2001 (617) 1; C/2001 T1, C/2001 T2". Archived from the original on 19 July 2011. Retrieved 25 October 2010.
[12]
"IAUC 8732: S/2006 (624) 1". Archived from the original on 19 July 2011. Retrieved 23 July 2006.
[13]
Molnar, Lawrence A.; Haegert, Melissa J.; Hoogeboom, Kathleen M. (April 2008). "Lightcurve Analysis of an Unbiased Sample of Trojan Asteroids". The Minor Planet Bulletin. 35 (2). Association of Lunar and Planetary Observers: 82–84. Bibcode:2008MPBu...35...82M. OCLC 85447686.
[14]
Yang, Bin; Jewitt, David (2007). "Spectroscopic Search for Water Ice on Jovian Trojan Asteroids". The Astronomical Journal. 134 (1): 223–228. Bibcode:2007AJ....134..223Y. doi:10.1086/518368. Retrieved 19 January 2009.
[15]
Dotto, E.; Fornasier, S.; Barucci, M. A.; et al. (August 2006). "The surface composition of Jupiter trojans: Visible and near-infrared survey of dynamical families". Icarus. 183 (2): 420–434. Bibcode:2006Icar..183..420D. doi:10.1016/j.icarus.2006.02.012.
[16]
Marzari, F.; Scholl, H. (1998). "The growth of Jupiter and Saturn and the capture of Trojans". Astronomy and Astrophysics. 339: 278–285. Bibcode:1998A&A...339..278M.
[17]
Pirani, S.; Johansen, A.; Bitsch, B.; Mustill, A. J.; Turrini, D. (2019). "Consequences of planetary migration on the minor bodies of the early solar system". Astronomy & Astrophysics. 623: A169. arXiv:1902.04591. Bibcode:2019A&A...623A.169P. doi:10.1051/0004-6361/201833713.
[18]
Morbidelli, A.; Levison, H. F.; Tsiganis, K.; Gomes, R. (26 May 2005). "Chaotic capture of Jupiter's Trojan asteroids in the early Solar System" (PDF). Nature. 435 (7041): 462–465. Bibcode:2005Natur.435..462M. doi:10.1038/nature03540. OCLC 112222497. PMID 15917801. Archived from the original (PDF) on 31 July 2009. Retrieved 19 January 2009.
[19]
Nesvorný, David; Vokrouhlický, David; Morbidelli, Alessandro (2013). "Capture of Trojans by Jumping Jupiter". The Astrophysical Journal. 768 (1): 45. arXiv:1303.2900. Bibcode:2013ApJ...768...45N. doi:10.1088/0004-637X/768/1/45.
[20]
Kleomenis Tsiganis; Harry Varvoglis; Rudolf Dvorak (April 2005). "Chaotic Diffusion And Effective Stability of Jupiter trojans". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 92 (1–3). Springer: 71–87. Bibcode:2005CeMDA..92...71T. doi:10.1007/s10569-004-3975-7.
[21]
Levison, Harold F.; Shoemaker, Eugene M.; Shoemaker, Carolyn S. (1997). "Dynamical evolution of Jupiter's Trojan asteroids". Nature. 385 (6611): 42–44. Bibcode:1997Natur.385...42L. doi:10.1038/385042a0.
[22]
"Tour". Lucy Mission Website. NASA. Retrieved 5 October 2021.

[N 1]
The Maxwellian function is $F={\begin{smallmatrix}{\frac {1}{{\sqrt {2\pi }}\sigma }}P^{2}\exp(-(P-P_{0})^{2}/\sigma ^{2})\end{smallmatrix}}$ , where $P_{0}$ is the average rotational period, $\sigma$ is the dispersion of periods.

[1] [1]
Tedesco, E. F.; Desert, F.-X. (2002). "The Infrared Space Observatory Deep Asteroid Search". The Astronomical Journal. 123 (4): 2070–2082. Bibcode:2002AJ....123.2070T. doi:10.1086/339482.

[Dotto2006-2] [2]

[Jewitt2004-3] [3]

[Nep-4] [4]
Sheppard, S. S.; C. A. Trujillo (28 July 2006). "A thick cloud of Neptune Trojans and their colors" (PDF). Science. 313 (5786). New York: 511–514. Bibcode:2006Sci...313..511S. doi:10.1126/science.1127173. OCLC 110021198. PMID 16778021. Archived from the original (PDF) on 12 April 2020.

[5] [5]
"NASA's WISE Mission Finds First Trojan Asteroid Sharing Earth's Orbit 27 July 2011". Archived from the original on 2 May 2017. Retrieved 29 July 2011.

[6] [6]
Connors, Martin; Wiegert, Paul; Veillet, Christian (28 July 2011). "Earth's Trojan asteroid". Nature. 475 (7357): 481–483. Bibcode:2011Natur.475..481C. doi:10.1038/nature10233. PMID 21796207.

[Marzari2002-7] [7]

[8] [8]
The three other points—L₁, L₂ and L₃—are unstable.^[7]

[Barnard1904-9] [9]
Brian G. Marsden (1 October 1999). "The Earliest Observation of a Trojan". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA). Archived from the original on 14 November 2008. Retrieved 20 January 2009.

[spies-10] [10]
"Trojan Asteroids". Cosmos. Swinburne University of Technology. Archived from the original on 23 June 2017. Retrieved 13 June 2017.

[Merline-11] [11]
Merline, W. J. (2001). "IAUC 7741: 2001fc; S/2001 (617) 1; C/2001 T1, C/2001 T2". Archived from the original on 19 July 2011. Retrieved 25 October 2010.

[IAUC8732-12] [12]
"IAUC 8732: S/2006 (624) 1". Archived from the original on 19 July 2011. Retrieved 23 July 2006.

[14] [13]
Molnar, Lawrence A.; Haegert, Melissa J.; Hoogeboom, Kathleen M. (April 2008). "Lightcurve Analysis of an Unbiased Sample of Trojan Asteroids". The Minor Planet Bulletin. 35 (2). Association of Lunar and Planetary Observers: 82–84. Bibcode:2008MPBu...35...82M. OCLC 85447686.

[15] [14]
Yang, Bin; Jewitt, David (2007). "Spectroscopic Search for Water Ice on Jovian Trojan Asteroids". The Astronomical Journal. 134 (1): 223–228. Bibcode:2007AJ....134..223Y. doi:10.1086/518368. Retrieved 19 January 2009.

[16] [15]
Dotto, E.; Fornasier, S.; Barucci, M. A.; et al. (August 2006). "The surface composition of Jupiter trojans: Visible and near-infrared survey of dynamical families". Icarus. 183 (2): 420–434. Bibcode:2006Icar..183..420D. doi:10.1016/j.icarus.2006.02.012.

[17] [16]
Marzari, F.; Scholl, H. (1998). "The growth of Jupiter and Saturn and the capture of Trojans". Astronomy and Astrophysics. 339: 278–285. Bibcode:1998A&A...339..278M.

[Pirani_etal_2019-18] [17]
Pirani, S.; Johansen, A.; Bitsch, B.; Mustill, A. J.; Turrini, D. (2019). "Consequences of planetary migration on the minor bodies of the early solar system". Astronomy & Astrophysics. 623: A169. arXiv:1902.04591. Bibcode:2019A&A...623A.169P. doi:10.1051/0004-6361/201833713.

[Morbidelli-19] [18]
Morbidelli, A.; Levison, H. F.; Tsiganis, K.; Gomes, R. (26 May 2005). "Chaotic capture of Jupiter's Trojan asteroids in the early Solar System" (PDF). Nature. 435 (7041): 462–465. Bibcode:2005Natur.435..462M. doi:10.1038/nature03540. OCLC 112222497. PMID 15917801. Archived from the original (PDF) on 31 July 2009. Retrieved 19 January 2009.

[Nesvorny_2013-20] [19]
Nesvorný, David; Vokrouhlický, David; Morbidelli, Alessandro (2013). "Capture of Trojans by Jumping Jupiter". The Astrophysical Journal. 768 (1): 45. arXiv:1303.2900. Bibcode:2013ApJ...768...45N. doi:10.1088/0004-637X/768/1/45.

[21] [20]
Kleomenis Tsiganis; Harry Varvoglis; Rudolf Dvorak (April 2005). "Chaotic Diffusion And Effective Stability of Jupiter trojans". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 92 (1–3). Springer: 71–87. Bibcode:2005CeMDA..92...71T. doi:10.1007/s10569-004-3975-7.

[Levison1997-22] [21]
Levison, Harold F.; Shoemaker, Eugene M.; Shoemaker, Carolyn S. (1997). "Dynamical evolution of Jupiter's Trojan asteroids". Nature. 385 (6611): 42–44. Bibcode:1997Natur.385...42L. doi:10.1038/385042a0.

[23] [22]
"Tour". Lucy Mission Website. NASA. Retrieved 5 October 2021.

[13] [N 1]
The Maxwellian function is $F={\begin{smallmatrix}{\frac {1}{{\sqrt {2\pi }}\sigma }}P^{2}\exp(-(P-P_{0})^{2}/\sigma ^{2})\end{smallmatrix}}$ , where $P_{0}$ is the average rotational period, $\sigma$ is the dispersion of periods.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[Note 1]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[7]

طرواده مشتريه

العائلات الديناميكية والثنائيات

دوران

مكونات

Wikiwand in your browser!

طرواده مشتريه

العائلات الديناميكية والثنائيات

دوران

مكونات

Wikiwand in your browser!

تاريخ المراقبة

التسميات

الأعداد والكتلة

مدارات

خصائص فيزيا

الأصل والتطور

استكشاف